Astronomia

Como sabemos que Nemesis não é um buraco negro (ou estrela de nêutrons)?

Como sabemos que Nemesis não é um buraco negro (ou estrela de nêutrons)?

Nemesis, a hipotética "estrela da morte", é considerada um corpo maciço que orbita o Sol a longas distâncias e envia periodicamente cometas da Nuvem de Oort para o interior do sistema solar. Esses cometas impactam a Terra e causam eventos de extinção. Não foi encontrado e o caso teórico para isso não é convincente de qualquer maneira.

Minha pergunta aqui é sobre esta linha curiosa da página de Richard Muller no LBL.

Felizmente, várias pesquisas de todo o céu estão em andamento para encontrar Nemesis nos próximos anos, se estiver lá, e descartar Nemesis se não encontrar. (Nemesis poderia se esconder se fosse um buraco negro, mas isso não é muito plausível.) Essas pesquisas incluem Pan-Starrs e o LSST.

Como sabemos que não é plausível que Nemesis seja um buraco negro? Por falar nisso, como sabemos que não é uma estrela de nêutrons?


Se o Sol tivesse nascido em um sistema binário relativamente amplo com uma estrela que se tornaria um buraco negro ou estrela de nêutrons por meio de uma supernova, então (a) é bastante provável que tal sistema fosse interrompido por essa supernova e nós não estar em um sistema binário agora; (b) deve haver evidência da supernova na forma de abundâncias muito altas das filhas de certos radionuclídeos de vida curta incorporados ao material do sistema solar. Há algum evidência do último, mas não acho que seja o suficiente para o Sol ter estado em um sistema binário com tal estrela (embora eu possa estar verificando isso).

Um argumento alternativo é que o Sol é capturado em órbita pelo remanescente estelar em uma data posterior. Isso evita os problemas de supernova, mas o processo de captura é inerentemente improvável em nossa Galáxia, uma vez que as estrelas tenham deixado seus ambientes de nascimento, especialmente a captura que é ajustada precisamente para produzir somente menos que zero para a energia potencial do sistema resultante de um binário muito amplo. A captura por uma estrela "normal" seria, em qualquer caso, muito mais provável do que a captura por um objeto compacto relativamente raro.


Acho que podemos derrubar isso diretamente. O semi-eixo maior previsto é de 1,5 anos-luz. Na época em que foi escrito, era plausível que tal objeto pudesse permanecer oculto. Não é mais plausível que um buraco negro com a massa mínima necessária para se formar tenha escapado de décadas de busca automatizada de asteróides. Está muito perto, tem muita paralaxe, deveria ter muita velocidade transversal e já teria aparecido como lentes gravitacionais nas buscas de asteróides. Eles estão procurando por objetos que não são iguais quadro a quadro. Isso acionaria os detectores.

O processamento de primeira passagem para a busca de asteróides é simplesmente pegar duas placas da mesma parte do céu e diferenciá-las por algo que é pouco mais do que XOR. Agora você tem pontos brilhantes onde algo se moveu. Eles são verificados em uma tabela conhecida de objetos em primeiro plano e qualquer coisa que não corresponda é examinada por um humano. Uma lente gravitacional inesperada aparecerá porque não cancelou entre os quadros porque a magnitude da luz era muito diferente. Se não estiver morto (e isso será na maioria das vezes), ele também terá se movido.

A mecânica orbital envolvida na captura perturbaria muito a órbita galáctica do Sol no plano da captura. Notamos que a vida apareceu na superfície da Terra quase assim que esfriou o suficiente e não foi frita pela radiação galáctica. Isso, por sua vez, requer que o sol tenha a oscilação do eixo Z em torno da galáxia que possui ou menor; que restringe Nemesis a estar no ou perto do plano galáctico.

Mas tenho um buraco que não consigo fechar. Se ignorarmos os postulados normais de Nêmesis o suficiente, podemos acabar sendo o companheiro do Sol o tempo todo. O processo de captura típico deve ser perturbador para a formação planetária em torno do Sol embrionário, mas a órbita postulada está mais do que longe o suficiente para evitar esse problema. Isso requer um método de captura exótico, mas provavelmente acabaríamos com um de qualquer maneira.


O LIGO está prestes a destruir a teoria de uma 'lacuna de massa' entre estrelas de nêutrons e buracos negros?

Esta simulação mostra a radiação emitida por um sistema de buraco negro binário. Em princípio, devemos. [+] têm binários de estrelas de nêutrons, binários de buracos negros e sistemas de estrelas de nêutrons-buracos negros, cobrindo toda a faixa de massa permitida. Na prática, vemos uma 'lacuna' em tais binários entre cerca de 2,5 e 5 massas solares. É um grande quebra-cabeça para a astronomia moderna encontrar essa população ausente de objetos.

Goddard Space Flight Center da NASA

Sempre que uma estrela nasce no Universo, seu destino final é quase completamente determinado a partir do momento em que a fusão nuclear se inflama em seu núcleo. Dependendo apenas de alguns fatores - massa, presença de elementos mais pesados ​​que o hélio e se ele faz parte de um sistema multi-estrelas - podemos calcular com precisão dramática qual será o destino final de uma estrela nascida com propriedades específicas.

Para a maioria das estrelas, incluindo todas as estrelas semelhantes ao nosso Sol, o destino final será uma anã branca: uma coleção extremamente densa de átomos com mais massa do que dezenas (ou mesmo centenas) de Júpiter, mas apenas do tamanho do planeta Terra. Para estrelas mais massivas, no entanto, um destino mais catastrófico aguarda: uma supernova, que pode dar origem a uma estrela de nêutrons ou a restos de um buraco negro. Pode haver ou não uma lacuna de massa entre as estrelas de nêutrons mais pesadas e os buracos negros mais leves formados por supernovas, e a humanidade nunca esteve em melhor posição para descobrir.

O (moderno) sistema de classificação espectral Morgan-Keenan, com a faixa de temperatura de cada estrela. [+] classe mostrada acima dela, em Kelvin. Nosso Sol é uma estrela de classe G, produzindo luz com uma temperatura efetiva de cerca de 5800 K e um brilho de 1 luminosidade solar. As estrelas podem ter uma massa tão baixa quanto 8% da massa do nosso Sol, onde vão queimar com

0,01% do brilho do nosso Sol e vivem por mais de 1000 vezes mais, mas também podem aumentar centenas de vezes a massa do nosso Sol, com milhões de vezes a luminosidade do Sol e vidas de apenas alguns milhões de anos.

Usuário do Wikimedia Commons LucasVB, acréscimos por E. Siegel

Quanto maior a massa de uma estrela, mais material ela possui que pode ser usado como combustível para a fusão nuclear. Você pode estar inclinado a pensar que, com mais combustível para queimar, as estrelas de maior massa viveriam por mais tempo, mas o oposto acaba sendo verdade.

A forma como você forma estrelas é através do colapso de uma nuvem molecular de gás. Quando você tem quantidades mais massivas de matéria para formar sua estrela, o colapso dessa nuvem aprisiona maiores quantidades de calor em seu interior, levando a maiores temperaturas centrais sobre um maior volume de espaço dentro dessa estrela. Embora atingir uma temperatura de 4.000.000 K (ou mais) no interior de uma estrela seja suficiente para iniciar a fusão nuclear, temperaturas maiores levam a taxas de fusão significativamente mais rápidas, que equivalem a estrelas mais luminosas, mas com vida mais curta.

Um dos muitos aglomerados nesta região é destacado por estrelas azuis brilhantes, massivas e de curta duração. . [+] Em apenas cerca de 10 milhões de anos, a maioria das mais massivas explodirá em uma supernova Tipo II, uma supernova de instabilidade de par, ou sofrerá um colapso direto. Ainda não descobrimos o destino exato de todas essas estrelas, pois não sabemos se existem diferenças fundamentais entre os cataclismos que produzem estrelas de nêutrons e os que levam aos buracos negros.

Na extremidade do espectro com grande massa extrema, as estrelas podem atingir temperaturas de muitas dezenas ou mesmo centenas de milhões de Kelvin. Quando a abundância de hidrogênio no núcleo interno cai abaixo de um limite crítico, a taxa de fusão no núcleo começa a diminuir, o que significa que a pressão externa gerada no núcleo da estrela também começa a cair. Uma vez que essa foi a força primária que neutraliza toda a gravitação que trabalha para colapsar a estrela, ficar sem combustível implica que o núcleo da estrela começará a se contrair.

Sempre que você tiver uma grande quantidade de matéria que se contrai rapidamente (ou seja, adiabaticamente), a temperatura desse sistema aumentará. Para estrelas com massa suficiente, a contração do núcleo irá aquecê-lo o suficiente para que ele comece a fundir elementos adicionais. Além da fusão do hidrogênio, o hélio pode se fundir em carbono. Para estrelas com mais massa do que cerca de 8 vezes a massa do nosso Sol, elas vão além disso e fundem carbono, oxigênio, néon, silício, etc., até que o núcleo interno consista em elementos como ferro, níquel e cobalto: núcleos que podem ser fundidos não mais.

Ilustração do artista (à esquerda) do interior de uma estrela massiva em fase final, pré-supernova, de. [+] queima de silício. (Queima de silício é onde ferro, níquel e cobalto se formam no núcleo.) Uma imagem Chandra (direita) da Cassiopeia Um remanescente de supernova hoje mostra elementos como Ferro (em azul), enxofre (verde) e magnésio (vermelho) . Não sabemos se todas as supernovas de colapso do núcleo seguem o mesmo caminho ou não.

NASA / CXC / M.Weiss X-ray: NASA / CXC / GSFC / U.Hwang & amp J.Laming

Depois que você começa a criar ferro, níquel e cobalto no núcleo da sua estrela, não há mais para onde ir. Fundir esses núcleos em elementos ainda mais pesados ​​requer mais energia do que o processo de fusão produz, o que significa que é mais favorável energeticamente ao colapso do núcleo do que à ocorrência de novas reações de fusão. Quando o núcleo colapsa, ocorre uma reação de fusão descontrolada, destruindo as camadas externas da estrela em uma explosão de supernova, enquanto o núcleo colapsa, implodindo.

Os núcleos das estrelas que estão na extremidade de massa inferior do espectro da supernova irão produzir estrelas de nêutrons em seus centros: remanescentes estelares que são como um núcleo atômico gigante com algumas dezenas de quilômetros de diâmetro, mas contendo até aproximadamente

2,5 massas solares de material. Na extremidade de grande massa, entretanto, os buracos negros são produzidos, de aproximadamente 8 massas solares ou mais.

Tipos de supernovas em função da massa inicial e do conteúdo inicial de elementos mais pesados ​​que o hélio. [+] (metalicidade). Observe que as primeiras estrelas ocupam a linha inferior do gráfico, sendo livres de metal, e que as áreas pretas correspondem a buracos negros em colapso direto. Para estrelas modernas, não temos certeza se as supernovas que criam estrelas de nêutrons são fundamentalmente iguais ou diferentes daquelas que criam os buracos negros, e se existe uma 'lacuna de massa' presente entre elas na natureza.

Fulvio314 / Wikimedia Commons

Embora tenhamos uma variedade de métodos para inferir as massas de estrelas de nêutrons e buracos negros, a maneira mais simples é encontrar um desses remanescentes estelares que está em uma órbita binária com outro objeto massivo detectável. As estrelas de nêutrons pulsam, por exemplo, e observar o comportamento de uma estrela de nêutrons pulsante que orbita outra estrela de nêutrons permite determinar a massa de ambas.

Estrelas de nêutrons que apresentam falhas ao girar, estourar ou orbitar em sistemas com outras estrelas podem ter suas massas inferidas. Massa é massa e gravidade é gravidade, e essas regras não mudam, não importa do que sua massa seja feita. Para os buracos negros, por outro lado, só fomos capazes de inferir as massas dos menores quando eles fazem parte de sistemas binários de raios-X. Por quase uma década, um quebra-cabeça surgiu, levando à ideia de uma "lacuna de massa" entre estrelas de nêutrons e buracos negros.

Olhando para fontes binárias, como buracos negros e estrelas de nêutrons, revelou duas populações de. Objetos [+]: os de baixa massa abaixo de 2,5 massas solares e os de alta massa de 5 massas solares ou mais. Embora LIGO e Virgo tenham detectado buracos negros mais massivos do que isso e um caso de fusões de estrelas de nêutrons cujo produto pós-fusão cai na região da lacuna, ainda não temos certeza do que persiste lá de outra forma.

Colaborações de Frank Elavsky, Northwestern University e LIGO-Virgo

A partir de 2010, os cientistas que estudaram esses sistemas binários que continham estrelas de nêutrons ou buracos negros notaram algo peculiar: enquanto buracos negros tão baixos quanto cerca de 7 ou 8 massas solares foram observados, e estrelas de nêutrons tão massivas quanto aproximadamente 2 massas solares foram vistas, nada foi descoberto no meio. Em outras palavras, entre estrelas de nêutrons de baixa massa e buracos negros de massa alta, parecia haver uma faixa de massa, talvez entre 2-2,5 e 5-8 massas solares, onde nem os buracos negros nem as estrelas de nêutrons pareciam viver.

Claro, sempre existe a possibilidade de que tenhamos feito uma suposição incorreta sobre a física e a astrofísica envolvidas, mas mesmo os estudos que consideram isso ainda não podem explicar por que há uma queda tão acentuada no número de fontes vistas abaixo de cerca de 5 massas solares .

Quando duas massas compactas se fundem, como estrelas de nêutrons ou buracos negros, elas produzem gravitacionais. [+] ondas. A amplitude dos sinais de onda são proporcionais às massas dos buracos negros. Detectamos apenas buracos negros até cerca de 7 ou 8 massas solares com este método, mas buracos negros tão pequenos quanto cerca de 3 massas solares ainda podem existir. O LIGO simplesmente não é sensível o suficiente, ainda, para essas massas baixas, mas está a caminho.

NASA / Centro de Pesquisa Ames / C. Henze

É possível que haja uma boa razão astrofísica para isso. Nem todas as estrelas com massa suficiente para se tornarem supernovas o farão, pois há outros destinos possíveis aguardando essas estrelas. Eles incluem:

  • extração de gás de companheiros em órbita, deixando um núcleo degenerado,
  • supernovas de instabilidade de par, onde as energias internas aumentam o suficiente para que os pares elétron-pósitron sejam produzidos espontaneamente, resultando na destruição de toda a estrela massiva,
  • funde-se com um companheiro, criando objetos de massa intermediária que são relativamente raros, ou
  • colapso direto, já que estrelas com massa suficiente poderiam passar por um cataclismo onde toda a estrela desmorona em um buraco negro. Esse fenômeno foi observado pela primeira vez diretamente há apenas alguns anos.

Pode ser que as explosões de supernovas que criam estrelas de nêutrons sejam fundamentalmente diferentes daquelas que criam buracos negros. Nesse caso, pode haver apenas um pequeno número de objetos de massa maior do que estrelas de nêutrons comuns, mas de massa menor do que buracos negros comuns. É possível que os únicos objetos com "lacuna de massa" resultem inteiramente da fusão de duas estrelas de nêutrons.

As fotos do visível / infravermelho próximo do Hubble mostram uma estrela massiva, cerca de 25 vezes a massa do Sol, isso. [+] sumiu de existência, sem supernova ou outra explicação. O colapso direto é a única explicação candidata razoável e é uma forma conhecida, além das supernovas ou fusões de estrelas de nêutrons, de formar um buraco negro pela primeira vez.

Então, a diferença de massa é real? Ou existem muitas estrelas de nêutrons e / ou buracos negros nesta faixa de massa que parece ser tão escassamente povoada hoje?

Uma possibilidade que revelaria a resposta é examinar a presença de massas flutuantes na galáxia de uma forma independente da fonte. Isso pode ser feito aplicando-se a ciência da microlente gravitacional: onde uma massa passa entre nossa linha de visão e uma fonte de luz distante, causando um clareamento e escurecimento transitório da fonte de fundo de uma forma que depende apenas da massa da massa interveniente.

Os estudos de microlente mais recentes aproveitam os dados da missão Gaia da ESA e não encontram qualquer evidência para esta suposta lacuna de massa. Em vez disso, eles descobriram uma série de candidatos interessantes à microlente com exatamente as massas de que você precisaria para preencher essa lacuna.

Quando um objeto massivo passa entre nossa linha de visão e uma fonte luminosa distante, há um. [+] brilho e escurecimento que ocorrerão com base apenas na geometria e na massa do objeto intermediário (lente). Por meio desse mecanismo, pudemos estimar a população de massas em nossa galáxia e não encontrar evidências de uma lacuna de massa, mas sim ver uma série de candidatos interessantes nessa faixa de massa. Não sabemos a natureza ou origem desses objetos, apenas suas massas.

Exoplanet Science Institute da NASA / JPL-Caltech / IPAC

Mas os estudos que mencionamos até agora - estudos indiretos como esses - dificilmente são conclusivos. O que você deseja é uma maneira de medir / inferir diretamente as massas de objetos independentemente de sua natureza, ao mesmo tempo em que é capaz de determinar se são estrelas de nêutrons, buracos negros ou algo mais exótico. No início da década, isso era um mero sonho, uma meta que estava muito além de nossas capacidades técnicas.

Mas com os recentes sucessos e atualizações para detectores de ondas gravitacionais como LIGO e Virgo, estamos em uma posição incrível hoje: uma em que os próximos meses e anos devem revelar se a lacuna de massa ainda persiste se olharmos para o Universo apenas em ondas gravitacionais . Se houver uma distribuição uniforme e contínua das massas de remanescentes estelares no Universo, esperamos começar a encontrar esses objetos que preenchem a lacuna de massa eminentemente, conforme a faixa de sensibilidade do LIGO finalmente começa a incluir esses objetos de baixa massa.

Os 11 eventos detectados de forma robusta pelo LIGO e pelo Virgo durante suas duas primeiras execuções de dados, desde. [+] 2015 a 2017. Observe que quanto maiores as amplitudes do sinal (que correspondem a massas maiores), menor será a duração do sinal (devido à faixa de sensibilidade de frequência do LIGO). O sinal de maior duração, para fusões de estrelas de nêutrons binárias, também é o sinal de menor amplitude. À medida que o LIGO melhora seu alcance e sensibilidade (e reduz seu piso de ruído), esperamos que essa suposta lacuna de massa seja 'comprimida' tanto na parte superior quanto na parte inferior.

Colaboração de Sudarshan Ghonge e Karan Jani (Ga. Tech) LIGO

Detectar objetos massivos como estrelas de nêutrons e buracos negros com ondas gravitacionais é uma realização monumental, mas limitada pela sensibilidade do seu detector. Quando existem em sistemas binários e se espiralam um no outro, entretanto, eles emitem radiação gravitacional: um sinal que um detector suficientemente sensível pode descobrir. Para um detector de ondas gravitacionais como o LIGO, há quatro coisas a serem consideradas:

  1. Quanto mais massivas forem as suas duas massas inspiradoras, maior será a amplitude do seu sinal.
  2. Quanto mais próximas no espaço as duas massas estiverem uma da outra, maior será a amplitude do sinal de chegada.
  3. Quanto mais perto de você no espaço as massas se fundem, maior será a amplitude do sinal de chegada.
  4. E quanto mais baixas forem essas duas massas, maior será a quantidade de tempo que passam na faixa de frequência detectável pelo LIGO.

Em outras palavras, há uma compensação: objetos mais massivos são detectáveis ​​a uma distância maior (em um volume espacial maior), mas objetos menos massivos passam mais tempo na faixa de frequência à qual o LIGO é sensível.

Quando dois objetos acima de 5 massas solares cada se fundem, podemos ter certeza de que são buracos negros. . [+] Abaixo de cerca de 2,2 massas solares, sabemos que os objetos que vemos são estrelas de nêutrons. Mas e no meio? O LIGO espera fechar essa "lacuna de massa" em um futuro próximo, e então saberemos com certeza se ele é povoado por buracos negros, estrelas de nêutrons ou se há uma escassez de objetos presentes (e uma lacuna real) afinal.

Christopher Berry / Twitter

Em 14 de agosto de 2019, o LIGO anunciou um evento candidato que parecia se enquadrar nessa faixa de massa "proibida". Embora a análise de acompanhamento provavelmente indique que esta é uma estrela de nêutrons se fundindo com um buraco negro em vez de um objeto localizado no regime de "lacuna de massa", é uma enorme conquista perceber que o LIGO, finalmente, agora possui a capacidade de preencher na lacuna de uma vez por todas.

Em suma, o LIGO está a caminho de coletar esses objetos de menor massa: aqueles que se enquadram na faixa de "lacuna de massa". Não sabemos onde está a estrela de nêutrons mais massiva, nem onde está o buraco negro menos massivo. Não sabemos se a fusão de estrelas de nêutrons binários sempre produz buracos negros quando eles se fundem (algo que pensamos ter ocorrido para o quilonova observado em 2017), e não sabemos se tais fusões são a única maneira que o Universo preenche a região da lacuna de massa . Mas com mais dados da corrida atual de LIGO e Virgo - e corridas futuras onde a sensibilidade é ainda mais aprimorada - os astrofísicos podem confirmar ou destruir totalmente a noção de uma lacuna de massa.


Por que estrelas de nêutrons, e não buracos negros, mostram o futuro da astronomia de ondas gravitacionais

Em 17 de agosto, os sinais de duas estrelas de nêutrons em fusão alcançaram a Terra após uma viagem de 130 milhões de anos-luz. Depois de uma dança de 11 bilhões de anos, esses restos de estrelas azuis outrora massivas que morreram em supernovas há muito tempo se espiralaram umas nas outras depois de emitir radiação gravitacional suficiente para ver suas órbitas decair. À medida que cada um se move através da mudança do espaço-tempo criado pelo campo gravitacional e pelo movimento do outro, seu momento muda, fazendo com que as duas massas orbitem uma a outra mais próximas ao longo do tempo. Eventualmente, eles se encontram e, quando o fazem, sofrem uma reação catastrófica: uma kilonova. Pela primeira vez, registramos a inspiração e a fusão no céu das ondas gravitacionais, percebendo-a em todos os três detectores (LIGO Livingston, LIGO Hanford e Virgo), bem como no céu eletromagnético, dos raios gama por todo o caminho através da óptica e no rádio. Por fim, a astronomia de ondas gravitacionais agora faz parte da astronomia.

Sabíamos que isso teria que acontecer eventualmente. As estrelas de nêutrons têm massas muito grandes, estimadas em mais da massa do Sol cada uma, e tamanhos muito pequenos. Imagine um núcleo atômico que não contenha um punhado, algumas dezenas ou mesmo algumas centenas de prótons e nêutrons dentro, mas sim o valor de uma estrela: 1.057 deles. Esses objetos incríveis voam pelo espaço, cada vez mais rápido, à medida que a própria estrutura do espaço se dobra e se irradia devido à sua presença mútua. Os pulsares em sistemas binários se aglutinam e, nos estágios finais da inspiração, a tensão que eles impõem a um detector, mesmo a cem milhões de anos-luz de distância, pode ser detectada. Há décadas vimos a evidência indireta: a decadência de suas órbitas mútuas. Mas a evidência direta, agora disponível, muda tudo.

Cada vez que essas ondas passam pelo seu detector, elas causam uma leve expansão e contração dos braços do laser. Como o sistema estelar de nêutrons é totalmente previsível, decaindo na taxa prevista pelas equações de Einstein, sabemos exatamente como a frequência e a amplitude da inspiração deve se comportar. Ao contrário dos sistemas de buracos negros de massas maiores, a frequência desses sistemas de baixa massa cai na faixa detectável dos detectores LIGO e Virgo por períodos de tempo muito mais longos. Enquanto a esmagadora maioria das fusões buraco negro-buraco negro registrada nos detectores LIGO por apenas uma fração de segundo, essas estrelas de nêutrons, mesmo a uma distância de mais de 100 milhões de anos-luz, tiveram seus sinais detectados por quase meio minuto!

Desta vez, o satélite de raios gama Fermi detectou uma explosão transitória, consistente com as quilonovas vistas anteriormente, apenas 1,7 segundos após a chegada do “chirp” final do sinal da onda gravitacional. Quando o tempo passou 11 horas, a equipe LIGO / Virgo localizou uma área no céu de apenas 28 graus quadrados de tamanho: a menor região localizada já vista. Mesmo que o sinal da estrela de nêutrons fosse muito menos intenso em magnitude do que os sinais do buraco negro, o fato de os detectores terem captado tantas órbitas deu à equipe o sinal mais forte até o momento: uma relação sinal-ruído de mais de 32!

Sabendo onde estava esse sinal, poderíamos treinar nossos maiores telescópios ópticos, infravermelhos e radiotelescópios neste local no céu, onde a galáxia NGC 4993 estava localizada (na distância correta). Nas duas semanas seguintes, vimos uma contraparte eletromagnética da fonte de onda gravitacional e o brilho posterior da explosão de raios gama que Fermi viu. Pela primeira vez, observamos uma fusão de estrelas de nêutrons em ondas gravitacionais e em todo o espectro de luz, confirmando o que os teóricos haviam suspeitado de forma espetacular: que é aqui que se origina a maioria dos elementos mais pesados ​​do Universo.

Mas também codificados nesta fusão estão alguns fatos incríveis que você pode não perceber, fatos que apontam o caminho para o futuro da astronomia das ondas gravitacionais.

1.) Estrelas de nêutrons binários quase não giram! Isoladas, as estrelas de nêutrons podem ser alguns dos objetos de rotação mais rápida do Universo, até uma porcentagem significativa da velocidade da luz. O mais rápido gira mais de 700 vezes por segundo ... mas não em um sistema binário! A presença próxima de outra grande massa significa que as forças de maré são grandes e, portanto, o atrito de um corpo em rotação sobre outro faz com que ambos diminuam. Com o tempo eles se fundem, nenhum deles pode estar girando em qualquer velocidade apreciável, o que nos permite restringir os parâmetros orbitais do sinal da onda gravitacional com extrema força.

2.) Pelo menos 28 massas de Júpiter de material foram convertidas em energia via E = mc². Nunca vimos fusões de estrelas de nêutrons com estrelas de nêutrons em ondas gravitacionais antes. Em sistemas de buracos negros-buracos negros de massa equivalente, até 5% da massa total é convertida em energia. Em sistemas estelares de nêutrons, espera-se que seja menor, porque a colisão ocorre entre núcleos, não entre singularidades as duas massas não podem chegar tão perto. Ainda assim, pelo menos 1% da massa total foi convertido em energia pura por meio da equivalência massa-energia de Einstein, uma quantidade de energia muito impressionante e grande!

3.) As ondas gravitacionais se movem exatamente na velocidade da luz! Antes dessa detecção, nunca tivemos uma onda gravitacional e um sinal de luz simultaneamente identificáveis ​​para comparar um com o outro. Após uma viagem de 130 milhões de anos-luz, o primeiro sinal eletromagnético desta detecção chegou apenas 1,7 segundos após o pico do sinal da onda gravitacional. Isso significa que, no máximo, a diferença entre a velocidade da gravidade e a velocidade da luz é cerca de 0,12 microns-por segundo, ou 0,00000000000004%. Prevê-se que essas duas velocidades sejam exatamente iguais, e o atraso do sinal de luz vem do fato de que as reações produtoras de luz na estrela de nêutrons levam um ou dois segundos para chegar à superfície.

4.) Um tempo de resposta mais rápido é possível! Quando localizamos pela primeira vez o lugar tridimensional no céu onde estava o sinal eletromagnético, doze horas haviam se passado. Claro, fomos capazes de observar a contraparte óptica imediatamente, mas teria sido melhor entrar no andar térreo. Conforme a análise automatizada melhora, bem como a sincronização de todos os três detectores, melhor faremos. Nos próximos anos, o LIGO ficará um pouco mais sensível, o Virgo se sairá melhor e dois detectores adicionais semelhantes ao LIGO, KAGRA no Japão e LIGO-Índia, ficarão online. Em vez de meio dia, em breve estaremos falando sobre tempos de resposta em questão de minutos ou mesmo segundos.

5.) Ir para o espaço será a última palavra em observação de ondas gravitacionais. Aqui no solo, parte do motivo pelo qual demorou tanto para encontrar o local foi que em Livingston, LA, houve uma falha de “ruído”: algo fez com que o detector no solo vibrasse. Como resultado, o software automatizado não conseguiu extrair o sinal verdadeiro e foi necessária uma intervenção manual. A equipe do LIGO-Virgo fez um trabalho incrível, mas se esses detectores estivessem no espaço, isso nem teria sido um problema em primeiro lugar. Não há ruído sísmico no abismo do espaço interplanetário.

Ao contrário da fusão de buracos negros, inspiração e fusão de estrelas de nêutrons:

  • Podem ser vistos por muito mais tempo, devido às suas pequenas massas,
  • Irá emitir contrapartes eletromagnéticas, permitindo que os céus gravitacionais e eletromagnéticos sejam unificados,
  • São muito mais numerosos, e a única razão de termos visto mais buracos negros é devido ao aumento do alcance deles,
  • E pode ser usado para aprender informações sobre o Universo, como a velocidade da gravidade, que os buracos negros não podem nos ensinar.

O atraso de cerca de 11 horas desde a fusão até as primeiras assinaturas ópticas e infravermelhas não é devido à física, mas devido às nossas próprias limitações instrumentais aqui. À medida que nossas técnicas de análise melhoram e mais eventos são descobertos, aprenderemos exatamente quanto tempo leva para que as assinaturas de luz visível sejam criadas por fusões de estrelas de nêutrons e estrelas de nêutrons.

Por fim, confirma-se a origem dos elementos pesados, a velocidade da gravidade é definitivamente conhecida e a onda gravitacional e o céu eletromagnético são uma só. Todos os que duvidam do LIGO agora têm a confirmação independente pela qual estão clamando, e não há mais ambiguidade. O futuro da astronomia inclui ondas gravitacionais, e esse futuro está aqui, hoje. Parabéns a todos. Hoje, toda a Terra é beneficiária deste conhecimento incrível.


Buraco negro ou nenhum buraco negro: no resultado de colisões de estrelas de nêutrons

Um novo estudo liderado por cientistas GSI e colegas internacionais investiga a formação de buracos negros em fusões de estrelas de nêutrons. Simulações de computador mostram que as propriedades da matéria nuclear densa desempenham um papel crucial, que liga diretamente o evento de fusão astrofísica a experimentos de colisão de íons pesados ​​em GSI e FAIR. Essas propriedades serão estudadas mais precisamente nas futuras instalações da FAIR. Os resultados já foram publicados em Cartas de revisão física. Com a entrega do Prêmio Nobel de Física de 2020 pela descrição teórica de buracos negros e pela descoberta de um objeto supermassivo no centro de nossa galáxia, o tema atualmente também recebe muita atenção.

Mas sob quais condições um buraco negro realmente se forma? Esta é a questão central de um estudo conduzido pelo GSI Helmholtzzentrum f & uumlr Schwerionenforschung em Darmstadt dentro de uma colaboração internacional. Usando simulações de computador, os cientistas se concentram em um processo específico para formar buracos negros, ou seja, a fusão de duas estrelas de nêutrons (filme de simulação).

As estrelas de nêutrons consistem em matéria densa altamente comprimida. A massa de uma massa solar e meia é comprimida até o tamanho de apenas alguns quilômetros. Isso corresponde a densidades semelhantes ou até mais altas do que no interior dos núcleos atômicos. Se duas estrelas de nêutrons se fundem, a matéria é adicionalmente comprimida durante a colisão. Isso traz o remanescente da fusão à beira do colapso e se transformar em um buraco negro. Os buracos negros são os objetos mais compactos do universo, nem mesmo a luz pode escapar, portanto, esses objetos não podem ser observados diretamente.

"O parâmetro crítico é a massa total das estrelas de nêutrons. Se exceder um certo limite, o colapso em um buraco negro é inevitável", resume o Dr. Andreas Bauswein do departamento de teoria GSI. No entanto, o limiar exato de massa depende das propriedades da matéria nuclear altamente densa. Em detalhes, essas propriedades da matéria de alta densidade ainda não são completamente compreendidas, e é por isso que laboratórios de pesquisa como o GSI colidem com núcleos atômicos - como uma fusão de estrelas de nêutrons, mas em uma escala muito menor. Na verdade, as colisões de íons pesados ​​levam a condições muito semelhantes às fusões de estrelas de nêutrons. Com base em desenvolvimentos teóricos e experimentos físicos com íons pesados, é possível calcular certos modelos de matéria estelar de nêutrons, as chamadas equações de estado.

Employing numerous of these equations of state, the new study calculated the threshold mass for black-hole formation. If neutron star matter or nuclear matter, respectively, is easily compressible -- if the equation of state is "soft" -- already the merger a relatively light neutron stars leads to the formation of a black hole. If nuclear matter is "stiffer" and less compressible, the remnant is stabilized against the so-called gravitational collapse and a massive rotating neutron star remnant forms from the collision. Hence, the threshold mass for collapse itself informs about properties of high-density matter. The new study revealed furthermore that the threshold to collapse may even clarify whether during the collision nucleon dissolve into their constituents, the quarks.

"We are very excited about this results because we expect that future observations can reveal the threshold mass" adds Professor Nikolaos Stergioulas of the department of physics of the Aristotle University Thessaloniki in Greece. Just a few years ago a neutron star merger was observed for the first time by measuring gravitational waves from the collision. Telescopes also found the "electromagnetic counterpart" and detected light from the merger event. If a black hole is directly formed during the collision, the optical emission of the merger is pretty dim. Thus, the observational data indicates if a black hole was created. At the same time the gravitational-wave signal carries information about the total mass of the system. The more massive the stars the stronger is the gravitational-wave signal, which thus allows determining the threshold mass.

While gravitational-wave detectors and telescopes wait for the next neutron star mergers, the course is being set in Darmstadt for knowledge that is even more detailed. The new accelerator facility FAIR, currently under construction at GSI, will create conditions, which are even more similar to those in neutron star mergers. Finally, only the combination of astronomical observations, computer simulations and heavy-ion experiments can settle the questions about the fundamental building blocks of matter and their properties, and, by this, they will also clarify how the collapse to a black hole occurs.


What are neutron stars?

Neutron stars, like black holes, are remnants of stars that perished in catastrophic explosions known as supernovas. When a star goes supernova, its material collapses to form a dense core. If this core is massive enough, it may form a black hole, which has such a powerful gravitational pull that not even light can escape. A less massive core will form a neutron star, so named because its gravitational pull is strong enough to crush protons together with electrons to form neutrons.

Although neutron stars are typically small, with diameters of about 12 miles (19 kilometers) or so, they are so dense that a neutron star's mass may be about the same as that of the sun. A teaspoon of neutron-star material has a mass of about a billion tons, making neutron stars the densest objects in the universe besides black holes.


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Where is Planet X? Where is Nemesis?

Before Pluto was discovered, the world’s astronomers were captivated by the possibility of finding another massive planet beyond the orbit of Neptune. In 1930, Pluto was discovered lurking in what was considered to be the edge of the Solar System. However, it quickly became apparent that Pluto was tiny it wasn’t the Planet X we were looking for. For the last 80 years, astronomers have been looking for a large planet that might go to some way of explaining interplanetary features such as the “Kuiper Cliff”, but Planet X has not been found. Unfortunately, the word “Planet X” has now become synonymous with conspiracy theories and doomsday, almost as notorious as the word “Nemesis”.

Nemesis is another unanswered question hanging over Solar System evolution: does the Sun have a binary twin? Is there a second, dim, hidden “sun” stalking it’s brighter counterpart from over a light year away? Some scientists have come forward to suggest that the existence of a hypothetical second sun — embodied as a brown dwarf or red dwarf — could explain some cyclical effects here on Earth (i.e. mass extinctions occurring with a strange regularity). Naturally, the discussion about Nemesis (like the discussion about the possibility of a massive Planet X) is purely academic, and only based on indirect observations and anecdotal evidence. Just because they might exist, doesn’t mean they do.

In a publication recently published to the arXiv database, one Italian researcher has dusted off this topic and asked a very basic question: Can we constrain the possible locations of Nemesis and/or Planet X E se they did exist? His results are fascinating…

It’s nice to find a scientific publication about the possible existence of an unaccounted-for planet in the Solar System. The majority of articles I’ve written in the past 12 months have been examining the pseudo-science, fear, lies and nonsense surrounding the year 2012, of which “Planet X” seems to have a huge role to play. For some strange reason, certain unscrupulous authors have pinned every conceivable global doomsday event on a mythical planet that will be arriving at the inner Solar System on December 21st, 2012. Of course, this is total bunkum and the fear surrounding the name “Planet X” is completely unfounded. In fact, Planet X was originally the search for a massive planet beyond the orbit of Neptune, in the pre-Pluto era (some might say that we are now living in a “post-Pluto era” after the dwarf planet’s demotion… just a thought) Planet X is in fact the exciting astronomical journey the world took in the early 20th Century, culminating in the discovery of Pluto.

Searching for Planet X

Artist impression of the cold surface of Pluto (NASA)

Since Percival Lowell’s suggestion that there might be another planet out there perturbing the orbit of Neptune, the hunt for another planet was intense. The discovery of Pluto by Clyde Tombaugh in 1930 appeared to validate Lowell’s theory. However, by the 1970’s, it was found that Pluto was too small to account for algum perturbations in algum planet’s orbit, let alone the gas giant Neptune. However, as time went on and techniques became more advanced, the possible perturbations in Neptune’s orbit were put down to observational error. There was no longer any need for a Planet X, a hypothetical planetary body was no longer required to account for orbital perturbations. However, observations of the Kuiper Belt have reinvigorated the hunt for a Planet X (the “X” literally means “unknown”).

The Kuiper Belt is a region of space (in Pluto’s neighbourhood) where lots of icy, rocky bodies have been observed. As we have become rather good at observing small objects on our own doorstep (we’ve actually become rather good at observing objects in other star systems too), we have been able to plot the distribution of Kuiper Belt Objects (KBOs). It is in this distribution that a feature has been observed. At approximately 50 AU there is a sudden drop in KBO population. This has become known as the Kuiper Cliff and it possibly reveals that there is some significantly-sized planetary body (bigger than Pluto, but smaller than Earth) orbiting at a distance of 100 AU from the Sun. We have yet to discover anything that big shepherding the Kuiper Belt, but the Cliff is real, beyond 55 AU.

Other researchers have indicated that there may be a small planet orbiting at 60 AU (possibly explaining the behaviour of trans-Neptunian Objects, TNOs), or a massive planet (50% larger than Jupiter) patrolling a region of space over 1000 AU distant. However, there is still no strong evidence to support these theories, and there are certainly no observations of these possibilities.

The Sun’s Evil Twin?

Artist depiction of a dark star, or a brown dwarf (NASA)

So, we have some possible indirect observations of a Planet X out there, but what about the hypothetical Nemesis, the much feared “evil sun” that stalks our Solar System from afar?

In fact, it seems surprising that not more attention has been paid to Nemesis by conspiracy theorists and doomsayers. Planet X (a.k.a. Nibiru from the misunderstood Sumerian text), in comparison, seems like a petty concern when we are talking about a “second sun” that could be responsible for extinguishing life on Earth with alarming frequency. Although there is no direct evidence for the existence of Nemesis, some scientists have investigated this possibility. For a start, most stars observed in the galaxy are not single stars, they have a binary partner (often more). The Sun, as far as we know, is alone, there has never been any observation that our star has a binary partner. However, there are some indications that might point to the possibility of a faint, lightweight stellar companion that has remained secret till now. Key to this argument is the statistical regularity of mass extinctions on Earth, and its relationship with Oort Cloud objects.

Every 25 million years or so (over the last 250 million years), there appears to be some kind of extinction event on Earth. Could it be that a stellar partner, called Nemesis, passes closer to the Sun during its orbit, disturbing objects in the Oort cloud? If this is the case, there may be a mechanism for the regularity of comet impacts on Earth, thus causing the statistical regularity of extinctions. Once again, this is a hypothetical argument, but it is based on good science and historical evidence. If these extinction events are related to comet impacts after the comets have been kicked out of the Oort cloud by a binary brown dwarf or red dwarf, this suggests a binary orbital period of approximately 25 million years.

Where Are They?

Could Nemesis be a red dwarf? Probably not, according to precession data of the inner Solar System planets (NASA)

For argument’s sake, let’s say Planet X and Nemesis poderia be out there. If so, how far away from the Sun poderia they orbit? Lorenzo Iorio from the National Institute of Nuclear Physics in Pisa, Italy, has investigated this question, using data derived from the dynamics of inner Solar System planets. In particular, Iorio has computed the Newtonian/Einsteinian perihelion precession of planets within 1.5 AU of the Sun that could be caused by a massive, unknown, distant body. From his computations, it is assumed that no matter where the inner planets are located in their orbits, the gravitational force felt by the planets will be constant. Therefore, if there is a massive body out there (either Planet X or Nemesis), what is the minimum possible orbital distance allowed by the computed precession of the inner Solar System planets?

Iorio concludes that the minimum possible distances at which a Mars-mass, Earth-mass, Jupiter-mass and Sun-mass object can orbit around the Sun are 62 AU, 430 AU, 886 AU and 8995 AU respectivamente. To put these distances in perspective, the minimum possible distance a Mars-mass Planet X could orbit is over two times further away from the Sun than Pluto’s 39 AU (average) distance from the Sun.

If we consider the minimum possible orbit for a brown dwarf-mass object (often cited as a possible “failed star” candidate for Nemesis), with a mass of 75-80 Jupiters, its minimum orbital distance would be approximately 0.06 light years away (or 3,736-3,817 AU). A red dwarf (0.075-0.5 solar masses) would have a minimum orbital distance of 0.06-0.11 light years away (3,793-7,139 AU).

Em conclusão

Iorio has basically set the constraints on the closest possible orbital radii for unknown planets and small stellar objects as yet to be discovered in our Solar System. If they were any closer, their gravitational presence would be felt, and we’d easily be able to detect perturbations in the dynamics of the inner planets.

If Nemesis (the Sun’s binary partner) é out there, it isn’t any closer than

3,800 AU (if it’s a large brown dwarf, or a small red dwarf). Therefore, it seems unlikely that Nemesis will have a very stable orbit as it would be affected by the gravity of other stars in different systems. From this evidence alone, Nemesis will remain a myth. In light of the updated paper, the minimum distance for a Nemesis candidate has reduced, and could therefore have a stable binary orbit with the Sun. However, something this large will have been observed by now.

According to a paper by David Jewitt, at the Institute for Astronomy, University of Hawaii, a Jupiter-sized planet could be detected up to a distance of 2140 AU (the minimum distance that a Jupiter-mass planet could exist is

886 AU according to Iorio). To put this into perspective, a Pluto-sized planetary body can be detected up to a distance of 320 AU according to Jewitt, so it would appear there is nothing of significant mass out there up to 320 AU away (if you can call Pluto’s mass “significant” that is!).

Therefore, there is little chance that Planet X does exist, Iorio’s data suggests that the minimum distance a Mars-mass object can orbit is 62 AU (twice the distance of Pluto’s orbit), but Jewitt’s data suggests that if something the size of Mars was orbiting the Sun at a distance of 62 AU, it would have been discovered by now. According to Jewitt, a Pluto-sized object is detectable up to a distance of 320 AU. Mars is far bigger than Pluto, meaning anything the size of Mars would have made its presence very obvious by now. A tiny Planet X within 320 AU is very hard to imagine, and anything bigger could be seen coming from a vast distance (a couple of thousand AU). If Planet X is improbable, the larger Nemesis seems even more so.

To cut a long story short, it looks like we have discovered all the large planets (of Mars mass and above) and anything else probably will have very little influence on inner Solar System dynamics for millennia for millions of years to come.


What are Neutron Stars?

Neutron stars are formed as a large star dies in a Type II Supernovae. The Supernovae blows off much of the star, and you are left with the collapsed iron core of a star (this happens to stars that have a mass about 8 to about 25 times the mass of the Sun). The remaining iron core collapses down to about 20 kilometers wide, but it still maintains a mass between 1.5 to 5 times the mass of our Sun (a pretty impressive little thing, no?). Neutron stars are typically about 20 kilometers or so, about the size of a decent sized city. Think about that for a second, something more massive than the sun the size of a city. You can imagine the Neutron star is immensely dense. So dense, a teaspoon sized Neutron star matter would weigh about 100 million tons! The crust of the Neutron star would also be about 100 billion times stronger than steel.

Why do we call them “neutron stars”? Fist. neutrons are the uncharged, neutral particles in the middle of atoms. But why did we name the star after those tiny, tiny particles? Well, because the star is made up of neutrons.

First, no, the protons and electrons didn’t decide to leave the star, leaving the neutrons to pick up the pieces after being dumped by both its atomic partners. Rather, the star is basically one giant atom made up of nothing but neutrons. As the star collapses, the mass of the star creates so much gravity that the protons and electrons fuse together. Now, what happens when you add one positive and one negative number? That’s right, nothing. We’re left with one neutrally charged particle. A Neutron. Like I said with the quasars, these names are notoriously uncreative.


How Neutron Stars Form

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Immediately after a star goes supernova, gravity begins to take individual atoms of matter together and compress them. This ignites a chain reaction, where individual electrons are effectively pushed into the protons, converting them into uncharged neutrons. The mechanism appears to break the exclusion principle (the brainchild of Wolfgang Pauli, the same Austrian physicist who hypothesised the existence of the neutrino) that states that electrons can’t be forced into a tighter space than their orbits.

During the star’s demise, the core – now composed of iron nuclei – collapses in about one tenth of a second. The gravity is so strong during the collapse that the electrons are converted into something else – neutrons – to fulfill the exclusion principle. This is what prevents the star from becoming a singularity (or a black hole).

As an aside, the key difference between the formation of a white dwarf (also a very dense remnant that is formed from the death of a sunlike star) and neutron stars is that the atoms do remain intact, but have been pulled incrivelmente close together.

But the neutron star’s formation has consequences it produces a powerful blast of high-energy gamma radiation that can shatter all the nucleons. This, in essence, is the result of millions of years worth of fusion that happens in only a split second! The final product has a density equal to 100 trillion times that of water – yes you heard right: One hundred trillion.

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Interactive Lab

The overall reactions that occur for carbon burning occur so rapidly and with so much energy that the star blows apart in an explosion called a Super Nova . The outer layers of the star blast into space, and the core is crushed to immense densities. Carbon burning occurs when the helium in the core is gone. The core needs to maintain temperature to keep the gas pressure up otherwise the star cannot resist gravity.

When carbon burning does occur, iron is formed. Iron is the most stable of all nuclei, and ends the nuclear fusion process within a star . When these heavier elements form in the core, they take away energy rather than release it. With the decrease in fuel for fusion, the temperature decreases and the rate of collapse increases. Just before the star totally collapses, there is a sudden increase in temperature, density, and pressure. The pressure and energy compact the core further, squeezing it like Charmin. The compact core becomes a rapidly whirling ball of neutrons, and that s why now this star is termed a neutron star .

The largest mass stars may become black holes

The highest mass star has a core that shrinks to a point. On the way to total collapse it may momentarily create a neutron star and the resulting supernova rebound explosion. Gravity finally wins. Nothing holds it up. Space so warped around the object that it effectively leaves our space black hole!


Assista o vídeo: A Nasa capturou um buraco negro devorando uma estrela?? (Outubro 2021).